Astronomick spektroskopie Fotometrie vodn poznmky q q spektroskopick

Astronomická spektroskopie Fotometrie

Úvodní poznámky q q spektroskopická měření umožňují určovat chemické složení hvězd a galaxií, pomocí Dopplerova jevu a Hubbleova zákona se určuje vzdálenost, podle charakteru spektra se hvězdy dělí do skupin, typizované fotometrické filtry a systémy

Dopplerův jev q Pokud se zdroj záření pohybuje ve směru k pozorovateli, je pozorovaná energie fotonu v soustavě pozorovatele vyšší než v soustavě, která je spojená se zdrojem záření. Přicházející záření tak má pro pozorovatele vyšší frekvenci (kratší vlnovou délku) – modrý posuv. q Pokud se zdroj záření pohybuje ve směru od pozorovatele, je pozorovaná energie fotonu nižší a záření má nižší frekvenci – červený posuv. q např. při v=100 km/s a l(Ha)=656, 3 nm => Dl=0, 219 nm, pro v=1000 km/s je Dl=22 nm Relativistická korekce

Spektrální obrazec hvězd q všechny hvězdy vykazují širokopásmové emisní spektrum (tepelný původ, záření absolutně černého tělesa) proložené diskrétními absorpčními čarami (přítomnost chemických prvků nad fotosférou hvězdy) q spojité emisní spektrum má původ v tepelné ionizaci látky na fotosféře (přechod od vázaných stavů do volných a mezi volnými stavy, rozptyl na volných elektronech), q absorpce má původ v přechodech mezi vázanými stavy v atomech/molekulách a nezářivý přechod do základního stavu q významné jsou čáry vodíku (Balmerova série, Paschenova série, . . . ), He, iontů lehkých i těžkých kovů (Mg, Si, Fe, Mn) q rozšíření absorpčních čar – důsledek Heisenbergova principu, působení okolí, Dopplerův jev kmity atomů, turbulencemi a rotací hvězdy

Významné vodíkové série Balmerova série Lymanova série Paschenova série Brackettova série Pfundova série Humphreysova série

Příklad: spektrum HD 74275 Palounek (2009)

Spektrum Slunce

Klasifikace hvězd Třída Teplota [K] Charakteristické absorpční čáry O >30000 He-II, He-I, H-I, O-III, N-III, C-III, Si-IV B 10000 -30000 He-I, H-I, C-II, O-II, N-II, Fe-III, Mg-III A 7500 -10000 H-I, Fe-II, Mg-II, Si-II F 6000 -7500 H-I, Ca-II, Ti-II, Fe-II G 5200 -6000 Ca-II, neutrální a ionizované kovy K 3700 -5200 Ca-I, Mn-I, Fe-I, Si-I, Ti. O 2 M 2100 -3700 Ca-I, molekulová spektra (Ti. O 2) L 1400 -2100 molekulová spektra (oxidy, hydridy, voda) T 1000 -14000 dominantní čáry metanu CH 4

Fotometrie hvězd q q fotometrické systémy (FS) pro měření efektivní teploty, hmotnosti, chemické složení FS popisujeme rozsahem magnitud a typem filtrů dříve detekce s fotonásobiči, fotodiodami a bolometry (IČ), dnes CCD FS rozdělujeme na širokopásmové (Dl<100 nm), středněpásmové (7<Dl<10 nm) a úzkopásmové (Dl<7 nm), q přenos FS je dán propustností filtru, odrazností zrcadla teleskopu, propustností optiky kamery a kvantovou účinností detektoru q dále je třeba započíst útlum v atmosféře (především pro UV oblast a blízkou IČ), q kalibrace na známé a stabilní hvězdy (např. Vega, Siruis)

Fotometrické filtry q materiály: BG, UG, WG, MUG-6, . . .

Fotometrické systémy Širokopásmové FS q q q q Johnson-Cousin UBVRI (Johnson UVB + Cousins RI) S 20 -S 25 VRI – blízké Cousins VRI CCD VRI Washington CMT 1 T 2 SDSS ugriz – defacto nynější standard Hipparcos-Tycho Hp. BTVT HST WFPC 2 160 w, 336, 439, 450, 555, 675, 814 HST STIS LP Úzkopásmové FS q Oke AB q Wing 8 -colours Středněpásmové FS q q q Stromgren uvby – třída hvězd B, A, F DDO 35, 38, 41, 42, 45, 48 (obři G, K, trpaslíci) 35 -38 (Balmerovy čáry), 41 (Mg. H), . . . Geneva (UBB 1 B 2 VV 1 G) Vilnius UPXYZVS Valraven WULBV

Spektrometry Difrakční mřížka q nutno za clonou použít blokující filtr (pásmová propusť) pro odfiltrování nežádoucích částí spektra vyšších řádů Úhlová disperze q disperze ve vyšších řádech (m) roste, q dále lineárně roste s frekvencí 1/s, q v rámci jednoho řádu disperze roste s faktorem 1/cosqs

Spektrometry Littrowa podmínka q k dosažení vysokého rozlišení je třeba buď s velkou frekvencí mřížky 1/s nebo ve vyšších řádech m (tzv. echelle mřížky – žebříkové mřížky s malou frekvencí čar) Echelle mřížky qžebříkové mřížky jsou používány s předřazenou normální mřížkou (oddělovač řádů, křížový disperzer) v širokopásmových spektrometrech (např. Magellan Echellette 3201000 nm) Mag. E

Vybrané spektrometry q vysvětlivky: slit length = FOV, slit scale = škálovací faktor, citlivost na změnu úhlu dopadu do systému q dalším parametrem je anamorfní faktor zeslabení spektrometru (qm – střední úhel pracovního řádu vůči nultému řádu, a – úhel mezi kolimátorem a kamerou):

Víceobjektove spektrometry qumožňují měřit spektra více objektů najednou buď s pomocí clonové masky nebo vícevláknovým polohovačem Spektrometry se clonovou maskou qvhodné pro malé FOV (vyšší hustota pozorovaných objektů), qminimální velikost clonky v masce ~ 5 arcsec, qs posunutím clonky v masce dále od středu se posouvá i rozsah měřených vlnových délek X – úhlový posun, p – škálovací faktor, r – anamorfní faktor zeslabení spektrometru qnapř. IMACS: v mezním případě na kraji FOV (15/2=7, 5 arcmin=460 arcsec od středu FOV) a p=0, 11 arcsec/pixel je X/p=4090 pixelů, r = 0, 77, D=0, 02 nm/pixel je Dl=63 nm, ve středu FOV je rozsah 370 -530 nm => rozsah je na jednom kraji posunut na 433 -593 nm, na druhém konci je rozsah 307 -467 nm – kraje se překrývají pouze na 34 nm!

Víceobjektové spektrometry Spektrometry s vláknovým polohovačem qvhodné pro větší FOV (nižší hustota pozorovaných objektů), qrobotické polohování konců vláken v obrazové rovině k obrazu pozorovaného objektu, qdruhé konce vláken definovaně umístěny na vstupu do spektrometru předchozí koncepce (se clonovou maskou), qvelkou výhodou je pevná clonová maska a variabilní umístění vláken řízené počítačem, qnevýhody: citelné zeslabení signálu vlákny oproti předchozí koncepci (~3 x), větší rozestupy mezi vlákny (20 -40 arcsec), problémy s pozadím (nutno měřit pozadí zvlášť – není místní) qnapř. Hectospec (300 optických vláken)